Les étoiles à neutrons


Les étoiles à neutrons

Le résidu central d’une explosion de supernova a toutes les chances d’avoir une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar et de ne pas pouvoir donner naissance à une naine blanche. C’est donc un nouveau type de corps qui fait son apparition : une étoile à neutrons.

En effet, pour une étoile suffisamment massive, le scénario de l’effondrement final est différent de celui qui conduit aux naines blanches. Le seuil de masse initiale de l’étoile, c’est-à-dire avant les pertes de matière par vents stellaires, est estimé à huit masses solaires.

Dans ce cas, lors de l’effondrement de l’étoile, l’énergie des électrons est suffisante pour qu’un nouveau type de réaction se produisent dans lequel électrons et protons se combinent pour produire des neutrons. Très rapidement, toute la matière de l’étoile est entièrement transformée en neutrons.

En même temps, le nombre d’électrons chute rapidement, ce qui entraîne une diminution de leur pression de dégénérescence. La gravité se retrouve alors sans obstacle et l’astre continue à s’effondrer sur lui-même.

Nébuleuse du Crabe

Une image dans les rayons X des jets de matière et d’antimatière qui s’éloignent de l’étoile à neutron au centre de la nébuleuse du Crabe. Cette image a été prise en 2002 par le satellite Chandra. L’anneau central a un diamètre d’environ une année-lumière. Crédit : NASA/CXC/ASU/J. Hester et al.

Une nouvelle pression de dégénérescence

Le processus s’arrête lorsque la matière atteint une densité similaire à celle des noyaux atomiques. Apparaît alors une nouvelle force, la pression de dégénérescence des neutrons, qui est en mesure de stabiliser l’étoile.

Cette pression est de nature similaire à celle que produisent les électrons. Elle entre en jeu lorsque les neutrons sont comprimés les uns contre les autres et commencent à être fortement agités du fait du principe d’incertitude. Elle est beaucoup plus puissante que sa cousine électronique, ce qui explique qu’elle peut résister à la gravité d’une étoile massive.

On obtient alors un nouveau type de corps, beaucoup plus petit et dense qu’une naine blanche : une étoile à neutrons. Alors que le diamètre typique d’une naine blanche est de 10 000 kilomètres, une étoile à neutrons a une taille de l’ordre de quelques dizaines de kilomètres.

Une densité extraordinaire

Un diamètre 1000 fois plus petit signifie, à masse égale, une concentration de matière un milliard de fois plus forte. La densité moyenne d’une étoile à neutrons est ainsi d’un million de milliards de fois celle de l’eau. Un centimètre cube de sa matière aurait une masse de 1000 millions de tonnes.

A cette densité extraordinaire, la matière n’a plus grand rapport avec celle que nous pouvons observer sur Terre. Il est néanmoins possible de recourir à la physique théorique pour comprendre les étoiles à neutrons. Il a ainsi été possible de déterminer la structure interne d’un tel corps.

En plongeant vers l’intérieur, on rencontre d’abord une croûte cristalline formée de noyaux atomiques, en particulier des noyaux de fer. Ensuite viennent des neutrons et des protons à l’état libre, d’abord sous forme liquide puis, plus profondément, à l’état solide. Enfin apparaît le noyau, dans lequel protons et neutrons n’existent plus, mais sont dissociés en leurs constituants intimes, les quarks. Tout cela est évidemment très spéculatif et le restera pour longtemps.


Page mise à jour le 30 août 2017 par Olivier Esslinger